Dynamical Evolution of Giant Molecular Clouds Driven by UV Radiation Feedback from Massive Stars

Abstract

현재 우주에서의 거의 모든 별 형성은 거대 분자운에서 일어난다. 젋고 무거운 별들은 적은 수에도 불구하고 모 분자운과 주변 성간 물질의 구조와 화학적, 역학적 성질에 지대한 영향을 미친다. 특히 무거운 별이 방출하는 자외선 복사는 주변에 따뜻한 위상의 전리 수소 영역을 형성하여 분자운의 차가운 기체를 밀어내고 침식시킨다. 자외선 복사가 분자운의 파괴에 미치는 영향은 이론가들에게 오랫동안 주목받아 왔으나, 이에 대한 정량적 이해는 아직 부족한 상황이다. 본 학위 논문에서는 다양한 별 형성 환경에서 자외선 복사 되먹임이 거대 분자운의 진화와 별 형성에 미치는 영향을 해석적 방법과 수치 모의 실험을 통해 연구하였다.<br/> <br/> 2장에서는 차가운 중성 기체와 따뜻한 전리 기체의 불연속 경계면, 즉 전리전선에서 발생할 수 있는 작은 규모의 역학적 불안정을 연구하였다. 이를 위해 평행 평면의 자화된 전리전선에 대한 선형 안정성 분석을 수행하였다. 초기 자기장의 방향은 전선면과 평행하다고 가정하였다. 불안정의 성장률은 섭동의 파수와 상류의 차가운 기체의 전선면에 대한 상대 속도에 비례하는데, 이 결과는 화염이나 열핵반응 초신성의 연소면에서 나타나는 Darrieus-Landau 불안정과 유사하다. 자기장은 차가운 기체와 따뜻한 기체의 밀도비를 줄여주고 자기압 경도력, 장력을 발생시켜 불안정을 약화시킨다. 자기장의 세기가 충분히 강한 경우 전선면에 평행한 방향으로 진행하는 섭동은 완전히 안정화 된다. 전리전선이 무거운 별로부터 멀어지는 방향으로 가속되는 경우, 전리전선의 불안정은 Rayleigh-Taylor 불안정과 함께 나타난다.<br/> <br/> 3장에서는 구형 대칭성을 갖는 전리 수소 영역의 팽창과 이로 인한 분자운의 파괴에 대한 연구를 수행하였다. 전리 기체의 열적 압력, 성간 티끌에 작용하는 복사압, 중심 성단의 중력, 기체의 자체중력의 효과를 모두 고려한 전리 수소 영역의 팽창에 대한 준해석적 모형을 개발하였고, 모형이 예측하는 전리 수소 영역의 팽창이 수치 모의 실험의 결과와 잘 일치함을 확인하였다. 우리는 분자운의 파괴에 필요한 최소 별 탄생 효율을 분자운의 초기 질량, 초기 면밀도의 함수로 계산하였다. 우리 은하에 존재하는 보통의 거대분자운은 10%보다 작은 별 탄생 효율로 파괴될 수 있으며, 이 때 전리 수소 영역은 주로 열적 압력에 의해 팽창한다. 이보다 큰 밀도와 큰 질량을 갖는 분자운의 파괴를 위해서는 더 높은 별 탄생 효율이 요구되며, 이 경우 전리 수소 영역은 주로 복사압에 의해 팽창한다. 전리 수소 영역의 팽창은 분자운의 자유낙하시간과 비슷한 시간 규모에서 일어나는데, 이 결과는 전리 수소 영역에 의한 분자운의 파괴가 비교적 빠르게 일어남을 시사한다.<br/> <br/> 4장에서는 난류 운동이 지배하는 거대 분자운에서의 성단 형성에 대한 3차원 수치 모형의 개발에 대해 다루었다. 우리는 점 광원에 의한 복사 전달 문제를 빠르고 정확하게 풀 수 있는 적응 광선 추적 기법을 격자기반 유체역학 코드인 Athena에 구현하였다. 프로세스 간에 이루어지는 광선 정보 교환을 효율적으로 수행하기 위해서 최근 제안된 병렬화 알고리즘을 개선시켜 적용하였다. 구현한 복사유체역학 알고리즘을 다양한 전리 수소 영역의 팽창 문제에 대해 시험하였다. 강-, 약-스케일링 시험을 통해 ~1000개의 프로세스를 사용할 때에도 적응 광선 추적 모듈이 높은 병렬 효율을 유지함을 확인하였다. 적응 광선 추적 기법을 활용한 복사유체역학 코드의 활용가능성을 보여주기 위해 별 형성과 난류 운동의 효과를 고려한 성단의 형성에 대한 수치 모의 실험을 수행하였다. 또한 적응 광선 추적 기법과 널리 쓰이는 M1 닫힘 방법을 통해 계산한 복사장을 직접 비교하여 후자의 경우 점광원 근방의 복사장을 정확히 기술할 수 없음을 보였다.<br/> <br/> 5장에서는 다양한 환경에서의 성단의 형성과 전리 수소 영역의 광이온화 및 복사압에 기인한 분자운의 파괴를 복사유체역학 수치 모의 실험을 통해 연구하였다. 분자운의 최종 별 탄생 효율은 분자운의 초기 면밀도가 클수록 큰 값을 갖는다. 분자운의 파괴는 무거운 별의 탄생이 시작된 후 ~2-10 Myr 안에 이루어진다. 분자운의 초기 면밀도가 클수록 복사압은 (광이온화에 비하여) 전리 수소 영역의 역학적 진화에 중요한 역할을 담당한다. 분자운의 질량 손실을 일으키는 가장 중요한 물리적 기작은 광증발이나, 초기 질량이 작거나 초기 면밀도가 큰 분자운에서는 동적 방출에 의한 질량 손실도 무시할 수 없는 역할을 담당한다. 우리는 광증발에 의한 질량 손실률이 분자운의 크기와 성단이 단위 시간당 방출하는 이온화 광자의 개수만 의존하는 양임을 발견하였고 이 결과를 설명하는 척도 관계를 제시하였다. 분출류가 갖는 운동량은 구형 대칭성을 가정한 모형의 예측치보다 10배 가까이 작은 값을 갖는데, 이는 광자의 탈출과 기체 충돌에 의한 운동량의 상쇄 때문이다.